焦げ。 III。さまざまなクランピングファクターを使用した再イオン化の分析モデル
宇宙水素の再イオン化（SCORCH）プロジェクトのシミュレーションと構築では、水素イオン化フラクションの分析モデルを放射流体力学シミュレーションと比較します。ボリュームフィリングファクターに基づいて広く採用されているモデルのより正確な代替として、ローカルイオン化平衡方程式から質量加重水素イオン化率の分析モデルを導出します。特に、私たちのモデルには、イオン化フラクションに二次の再結合項があり、これは再結合の2体相互作用の性質と一致しています。次に、放射流体力学シミュレーションを使用して、解析方程式を解くために必要な凝集係数を調べ、正確なフィッティング関数を提供します。放射伝達シミュレーションのイオン化水素凝集因子は、均一な光イオン化背景を使用する他のシミュレーションの因子とは大きく異なることがわかりました。赤方偏移依存性に加えて、イオン化された水素凝集因子のイオン化率への依存性も確認し、これを近似に組み込みます。分析モデルとクランプ係数を使用して再イオン化の履歴を計算し、広く採用されているモデルと比較します。すべてのモデルはシミュレーション結果と$<7\％$の差があり、他のモデルは$>20\％$の偏差があります。私たちの分析モデルから計算された再イオン化からのトムソン光学深度は、シミュレーションから$<5\％$の偏差をもたらしますが、以前の分析モデルでは$>20\％$の差異があり、IGM再イオン化の偏った結論をもたらす可能性があります。
これまでのところ、弱い重力レンズ効果調査は、通常、$\textit{flat-sky近似}$が十分に満たされるように、小さな視野に制限されていました。ただし、ステージIVの調査（$\textit{e.g。LSST}$および$\textit{Euclid}$）が差し迫っているため、マスマッピングテクニックを球に拡張することが基本的に必要です。そのため、以前の研究で示したスパース階層ベイズマスマッピング形式を球状の空に拡張します。これにより、ガウシアンを課したり仮定したりせずに、原理的なベイズ不確実性を備えた$\textit{maximumapostiori}$球面弱レンズ暗黒物質質量マップを初めて構築できるようになりました。この理論的フレームワークはすべての対数凹凹の事後分布をサポートしていますが、スパース性を促進するラプラスタイプのウェーブレットを採用する分析設定で、球状の質量マッピング逆問題を解決します。私たちの球状の質量マッピング形式は、再構成の原理的な統計的解釈を容易にします。さまざまな現実的なノイズレベルで汚染された疑似ユークリッドマスキングを使用して、高解像度のN体シミュレーションで収束再構成にフレームワークを適用し、標準的なアプローチと比較して再構成の忠実度が劇的に向上します。さらに、公開されているすべてのせん断観測データセット（DESY1、KiDS450、CFHTLensを組み合わせたもの）の中でこれまでで最大の共同再構成を実行し、式が大幅に強化された小規模の詳細で収束マップを回復することを確認します。ベイジアンフレームワーク内で、物理的に意味のある収束マップを提供するために球状のカイザースクイズ推定を平滑化する必要性に関するコミュニティの直感を統計的に厳密に検証します。このようなアプローチでは、フレームワーク内で回復する小規模な物理構造を明らかにできません。
XXLサーベイXLIV。 z〜1での低質量クラスターのSunyaev-Zel'dovichマッピング：多波長アプローチ
| Title |
The_XXL_Survey_XLIV._Sunyaev-Zel'dovich_mapping_of_a_low-mass_cluster_at_z~1:_a_multi-wavelength_approach |
| Authors |
M._Ricci,_R._Adam,_D._Eckert,_P._Ade,_P._Andr\'e,_A._Andrianasolo,_B._Altieri,_H._Aussel,_A._Beelen,_C._Benoist,_A._Beno\^it,_S._Berta,_A._Bideaud,_M._Birkinshaw,_O._Bourrion,_D._Boutigny,_M._Bremer,_M._Calvo,_A._Cappi,_L._Chiappetti,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_L._Faccioli,_C._Ferrari,_S._Fotopoulou,_F._Gastaldello,_P._Giles,_A._Gomez,_J._Goupy,_O._Hahn,_C._Horellou,_F._K\'eruzor\'e,_E._Koulouridis,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Mantz,_B._Maughan,_S._Maurogordato,_P._Mauskopf,_A._Monfardini,_F._Pacaud,_L._Perotto,_M._Pierre,_G._Pisano,_E._Pompei,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_M._S\'anchez_Portal,_K._Schuster,_M._Sereno,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07866 |
この論文では、比較的低質量のシステムである銀河団XLSSC102に向けて、NIKA2カメラで得られたSunyaev-Zel'dovich（SZ）効果の解決された観測結果を示します（$M_{500}\sim2\timesXXL調査から$z=0.97$で10^{14}$M$_{\odot}$）が検出されました。NIKA2SZデータ、XMM-NewtonX線データ、Megacam光学データを組み合わせて、ガス電子圧力、ガス密度、銀河自体の空間分布をそれぞれ調査します。X線ピーク、SZピーク、最も明るいクラスター銀河、および銀河密度のピークの間の有意なオフセットを見つけます。さらに、銀河の分布とガスは細長い形態を示します。これは、XLSSC102の北に向かってガス圧の局所的なブーストを引き起こし、銀河グループからガスを取り除いた最近の主要な併合イベントの兆候と解釈されます。NIKA2データは、XXLデータと組み合わせてXLSSC102の熱力学的プロファイルを構築し、最大約$\simr_{500}$までの比較的厳しい制約を取得し、妨害されたシステムに典型的な特性を明らかにします。また、クラスターの中心の定義の影響と、回復したプロファイルに対する局所的な圧力下部構造の影響についても調べます。最後に、XLSSC102のグローバルプロパティを導出し、それらを高質量および低赤方偏移システムのプロパティと比較します。非標準の進化の強力な証拠は見つかりません。また、スケーリング関係を使用して、プロファイルから代替質量推定値を取得します。これらの異なる質量推定値の間の変動は、z/\sim$1で低質量クラスターの質量を正確に測定することの困難さを反映しています。ただし、これは、解決されたSZ観測のみの強さ、および調査のようなX線データとの組み合わせも強調します。
カナリア諸島の観測所におけるPlanck PSZ1光源の光学的検証と特性評価。 II。 ITP13観測の2年目
| Title |
Optical_validation_and_characterisation_of_Planck_PSZ1_sources_at_the_Canary_Islands_observatories._II._Second_year_of_ITP13_observations |
| Authors |
R._Barrena,_A._Ferragamo,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_A._Streblyanska,_A._Aguado-Barahona,_D._Tramonte,_R._T._G\'enova-Santos,_A._Hempel,_H._Lietzen,_N._Aghanim,_H._B\"ohringer,_G._Chon,_H._Dahle,_M._Douspis,_A._N._Lasenby,_P._Mazzotta,_J._B._Melin,_E._Pointecouteau,_G._W._Pratt,_M._Rossetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07913 |
PSZ1カタログに含まれていた以前は未知だった新しい銀河団を報告します。ここで紹介する結果は、ロケデロスムチャチョス天文台（スペイン、ラパルマ）で開発された2年間の観測プログラムであるITP13の2年目に達成されました。SZプランクソースに実際の銀河クラスターを関連付けるために、深い光学イメージングと分光法を実行して、SZ有意性が低い75SZソース、SZS/N$<5.32$を特徴付けます。2D空間分布、豊富さ、速度分散に基づいた堅牢な基準を採用し、実際の光学的対応物を最大$z<0.85$まで確認します。ITP13観測プログラムの最後に、$Dec\geq-15^{\circ}$（そのうちの212は完全に不明）で256のSZ光源を調べ、152のSZ光源の光学的対応物を見つけます。ITP13検証プログラムにより、PSZ1の純度を更新できるようになりました。これは、より洗練され、低SZS/Nレジームで72\％から83\％に増加しています。私たちの結果は、完全なPSZ1カタログの予測純度曲線と、前景信号の非ガウスノイズによって引き起こされる誤検出の予想される割合と一致しています。実際、未確認の光源の数と857GHzでの拡散銀河ダストの熱放射との間に強い相関関係が見られ、したがって低銀河緯度での誤ったPlanckSZ検出の割合が増加します。
弱磁場近似における相対論的銀河数のカウント
私たちは、弱め界近似内の摂動論における任意の順序で相対論的射影効果を体系的に計算する新しいアプローチを提示します。この導出では、銀河数のカウントは、赤方偏移摂動の観点から完全に記述されています。相対論的効果は、視線に沿った対称性を壊し、標準摂動理論とは対照的に、物質のパワースペクトルの奇数の多極子または2点相関関数を利用して、大規模構造での検出に一意の署名を提供します調査。私たちのアプローチが相対論的効果の以前の導出（3次まで）と一致することを示し、初めて、横方向ドップラー効果のモデルを導出します。さらに、ニュートンの極限では、このアプローチが任意の順序で標準の摂動論と一致することを証明します。
改良されたアキシオンハロスコープ検索分析
アキシオン質量が不明なため、アキシオンハロスコープの検索で最も重要で実用的な性能指数はスキャン速度です。最高の実験パラメータの下でも、性能指数を改善する唯一の方法は、アキシオンハロスコープの検索分析手順で実験的に設計された信号対雑音比を増やすことです。このペーパーでは、CAPP-8TBを使用して開発された、改良されたアキシオンホロスコープ検索分析について報告します。バックグラウンドのパラメーター化によって引き起こされる既知の負の相関を完全に組み込むことにより、CAPP-8TBハロスコープ検索の性能指数は、スキャンレートで約17\％増加し、信号対ノイズ比が約8\％向上しました。さらに、物理結果は、任意の信頼水準で、データの標準的なガウス統計から直接取得できます。
レイトレーシングによる相対論的効果を含み、$z_{\rmmax}=0.465$までの低赤方偏移宇宙をカバーするN体シミュレーションのパワースペクトルダイポールを研究します（RayGalGroupシミュレーション）。私たちは、相対論的補正だけでなく、広角、進化、ウィンドウ、およびライトコーン効果をモデル化します。私たちのモデルには、3次バイアス展開を含む3次までのすべての相対論的補正が含まれています。$\mathcal{H}/k$（弱体近似）に線形に依存するすべての項を考慮します。また、重力赤方偏移と横方向ドップラー効果の物質パワースペクトルに対する1ループ補正の影響も調べます。広角および窓関数の効果が双極子信号に大きく寄与することがわかりました。すべての寄与を考慮に入れると、双極子モデルは、重力赤方偏移とドップラー項を、比較に含まれる最小スケール（$k=0.48\、h{\rmMpc}^{-1}$）まで正確にキャプチャできます。横方向ドップラー項のモデルは精度が低くなります。ドップラー項は、この低赤方偏移サンプルの主要な信号であることがわかります。フィッシャーマトリックス予測を使用して、将来のダークエネルギー分光装置（DESI）の可能性を調査し、パワースペクトルダイポールへの相対論的寄与を検出します。控えめな見積もりでは、DESI-BGSサンプルでは少なくとも$4.4\sigma$の検出が可能であることが示唆されていますが、より楽観的な見積もりでは最大$10\sigma$の検出が検出されます。銀河分布におけるこれらの影響を検出することにより、最大規模での重力の新しいテストが可能になり、銀河調査実験に興味深い追加の科学的事例が提供されます。
条件付き生成敵対ネットワークによる宇宙質量マップのエミュレーション
| Title |
Emulation_of_cosmological_mass_maps_with_conditional_generative_adversarial_networks |
| Authors |
Nathana\"el_Perraudin,_Sandro_Marcon,_Aurelien_Lucchi,_Tomasz_Kacprzak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08139 |
弱い重力レンズ技術を使用して作成された質量マップは、宇宙の構造の進化と宇宙論的モデルを制約する私たちの能力を理解する上で重要な役割を果たします。質量マップは、計算コストの高いN体シミュレーションに基づいており、データ分析の計算ボトルネックを作成する可能性があります。分析の予測が次の実験の精度の限界に達することが期待されているため、オブザーバブルのシミュレーションベースのエミュレーターが宇宙論でますます重要な役割を果たし始めています。GenerativeAdversarialNetworks（GAN）などの最新のディープジェネレーティブモデルは、そのようなシミュレーションを生成する計算コストを大幅に削減し、観測可能な質量マップを直接生成する可能性を示しています。これまで、ほとんどのGANアプローチは、宇宙論的パラメーターの固定値のシミュレーションを生成するため、実際の適用性が制限されていました。代わりに、シミュレーションの空間が広がる任意の宇宙パラメータのシミュレーションを生成できる新しい条件付きモデルを提案します。私たちの結果は、目に見えない宇宙論が高い統計的精度と視覚的品質で生成できることを示しています。この貢献度は、要約統計レベルとは対照的に、マップレベルで弱いレンズ観測量をエミュレートするためのステップです。
$ \ Lambda $ CDMと現象論的に出現した暗黒エネルギーモデル間のベイズ比較
| Title |
A_Bayesian_comparison_between_$\Lambda$CDM_and_phenomenologically_emergent_dark_energy_models |
| Authors |
M._Rezaei,_T._Naderi,_M._Malekjani_and_A._Mehrabi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08168 |
この作業では、拡張と摂動の両方のレベルで最新の観測データを使用して、\cite{Li：2019yem}が最近提案した現象論的緊急暗黒エネルギー（PEDE）モデルを調べます。統計的なベイジアンエビデンスとAICおよびBIC情報基準を適用して、PEDEモデルをフラットユニバースと非フラットユニバースの両方のコンコーダンス$\Lambda$CDMモデルと比較します。観測データセットを（i）拡張データ（CMBを除く）、（ii）拡張データ（CMBを含む）、および（iii）拡張データを結合して成長率データセットとして結合します。私たちの統計結果は、flat-$\Lambda$CDMモデルが依然として最良のモデルであることを示しています。展開データ（CMBを含む）の場合、フラットPEDEモデルは、観測および一致$\Lambda$CDMユニバースとよく一致していることがわかります。（i）と（iii）のケースでは、フラットジオメトリと非フラットジオメトリの両方のPEDEモデルは優先されません。特に、摂動レベルでは、PEDEモデルは標準の$\Lambda$CDM宇宙論と同等に観測に適合できないことがわかります。モデルの能力として、PEDEモデルは、局所観測と標準宇宙論のプランク推定推定の間に現れるハッブル定数値の緊張を緩和できることを示します。
$ H_0 $張力、ファントムダークエネルギー、および宇宙論的パラメーターの縮退
| Title |
$H_0$_Tension,_Phantom_Dark_Energy_and_Cosmological_Parameter_Degeneracies |
| Authors |
G._Alestas,_L._Kazantzidis_and_L._Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08363 |
ファントムダークエネルギーは、遅れて増幅された宇宙加速を生成する可能性があるため、CMBデータが支持する$H_0$の値を増加させ、$H_0$のローカル測定で緊張を解放します。CMBパワースペクトルのコンテキストでの$H_0$の最適値は、近似的な有効線形方程式$H_0+30.93\に従って、定数状態方程式パラメーター$w$で縮退していることを示します。w-36.47=0$（$kmの$H_0$\;sec^{-1}\;Mpc^{-1}$）。この方程式は、$\Omega_{0\rmm}h^2$と$d_A=\int_0^{z_{rec}}\frac{dz}{H（z）}$の両方が一定のままであると仮定して導出されます（不変CMBスペクトル）、$H_0$、$\Omega_{0\rmm}$および$w$が変化するため、それらの最適なPlanck/$\Lambda$CDM値に等しくなります。$w=-1$の場合、この線形縮退方程式は、最も適合する$H_0=67.4\を導きます。km\;秒^{-1}\;Mpc^{-1}$は期待どおりです。$w=-1.22$の場合、対応する予測CMB最適ハッブル定数は$H_0=74\です。km\;秒^{-1}\;$\Omega_{0\rmm}h^2$が固定されているため、最適フィット物質密度パラメーターが減少すると予測される一方で、ローカル距離ラダー測定によって得られた値と同一のMpc^{-1}$。上記の$H_0-w$縮退方程式を検証します。$w$の固定値を持つ$w$CDMモデルをPlanckTTスペクトルに当てはめることにより、当てはめの品質（$\chi^2$）も同様であることを示します。$\Lambda$CDMの。ただし、SnIa、BAO、または成長データを含める場合、フィットの品質は、$w<-1$のときに\lcdmよりも悪くなります。最後に、$W（z）=w_0+w_1\の$H_0-w（z）$縮退方程式を一般化します。z/（1+z）$および$H_0=74\に最も適合する$w_0-w_1$パラメーター領域全体（直線）を分析的に特定します。km\;秒^{-1}\;Mpc^{-1}$（PlanckCMBスペクトルのコンテキスト）。この$H_0-w（z）$縮退の悪用により、$H_0$テンションを解決できる可能性がある特定の$w（z）$パラメーター化のすべてのパラメーター値を即座に識別することができます。
NASAの全天型火球ネットワークを使用した流星群のフラックスの測定
NASAのAll-SkyFireballNetworkカメラで観測された主要な流星群のフラックスを測定するために開発されたアルゴリズムを紹介します。All-Skyカメラからのフラックスの測定は、主要なシャワーからの正確なリスク評価を提供するMeteoroidEnvironmentOffice（MEO）の能力を向上させるだけでなく、シャワー内の隕石の質量分布を制限することもできます。このアルゴリズムは、シャワー流星の十分に大きなサンプル（シャワーから$\sim30$以上）が観測される夜の、シャワー固有およびイベント固有の露出時間と空の収集領域を考慮します。2015年のジェミニド、2016年のペルセイドとクアドラントイド、2017年のオリオンイド、2018年のしし座シャワーピークの全天火球ネットワークから導出されたフラックスが計算されます。これらのシャワーフラックスの5つすべてが、異なる質量と光度の限界での独立した測定からの期待と優れた一致を示しています。これら5つのシャワーのうちの4つについて、測定された質量指数は、NASAの流星環境局（MEO）の年間の流星群の予測で現在想定されているものよりも大幅に浅くなっています。$\sim1\thinspace\mathrm{g}$の制限質量での予測フラックスと測定フラックスを直接比較すると、観測がピークアクティビティの近くで発生した3つのシャワーがよく一致しています。
太陽系外惑星システムKepler-2とKepler-1および13との比較
| Title |
Exoplanet_System_Kepler-2_with_comparisons_to_Kepler-1_and_13 |
| Authors |
Michael_D._Rhodes,_Caglar_Puskullu,_Edwin_Budding,_and_Timothy_S._Banks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07971 |
専用ソフトウェアWinFitterを使用して、システムKepler-2（HAT-P-7A）で測光（ケプラーミッション）および分光データの集中的な研究を行いました。このシステムの正規化された流束値の個々のデータポイントエラーの平均は0.00015であり、平均参照流束のモデルの仕様は$\sim$0.5ppmの精度になります。これは、180万件を超える個別の観測から得られた、ビニングされたデータセットの非常に高い精度を証明しています。分光データは、$\sim$2ms$^{-1}$の同様に高精度の動径振幅測定で報告されます。分析には、フィッティングの品質とモデルの妥当性に関する議論が含まれます。Kepler-2の派生絶対パラメーターは次のとおりです。$M_p$（Jupiter）1.80$\pm$0.13;$R_{\star}$1.46$\pm0.08\回10^6$km;$R_p$1.15$\pm0.07\times10^5$km。これらの値は、以前にカタログ化されたものよりやや大きく、凝縮されていない物体を意味しますが、そのような文献パラメーターの妥当な誤差推定の範囲内です。また、潮汐、反射、およびドップラー効果のパラメーターが見つかり、最適なモデル仕様が、$\sim$3600のビニングされた光度曲線のポイントの標準偏差を0.9ppm未満に下げる「クリーン」モデルとは少し異なることを示しています。これらのわずかな違いを考慮して、ホットジュピターシステムKepler-1（TrES-2）および13と比較します。
自由に回転する楕円体惑星の慣性モードと章動との関係
| Title |
Inertial_modes_of_a_freely_rotating_ellipsoidal_planet_and_their_relation_to_nutations |
| Authors |
Jeremy_Rekier_and_Santiago_A._Triana_and_Antony_Trinh_and_Veronique_Dehant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08218 |
楕円形の非粘性流体コアと完全に剛体のマントルを持つ自由に回転する2層惑星モデルの慣性モードを計算します。コアとマントルの楕円率のすべての次数に有効なフリーコア章動（FCN）とチャンドラーウォブル（CW）の周波数の分析式を導出し、FCNとCWが純粋な流体スピンの直接一般化である方法を示します。-オーバーモード（SO）およびオイラーウォブル（EW）の場合、マントルが定常回転状態の周りを自由に振動できる場合。軸対称（扁平回転楕円体）惑星の数値計算により、定常的に回転する流体コアの他のすべての慣性モードが、自由に回転する2層惑星の自由モードであることを示します。
任意の数のボディと任意の階層構造を持つ、ネストされたバイナリで構成される階層的な複数システムの長期ダイナミクス。
III。準軌道効果：ハイブリッド統合技術と軌道平均補正
| Title |
Secular_dynamics_of_hierarchical_multiple_systems_composed_of_nested_binaries,_with_an_arbitrary_number_of_bodies_and_arbitrary_hierarchical_structure._III._Suborbital_effects:_hybrid_integration_techniques_and_orbit-averaging_corrections |
| Authors |
Adrian_S._Hamers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08327 |
このシリーズの以前の2つの論文で紹介したSecularMultipleコードは、システムがネストされたバイナリで構成されている場合、複数のシステムの長期的な動的進化を任意の数のボディと階層構造に統合します。SecularMultipleの基礎となる形式主義では、以前にシステムのすべての軌道にわたって平均をとっていました。この近似により、運動方程式の数値積分が大幅に高速化され、大規模な人口の統合研究が可能になります。ただし、システムの長期的な進化のタイムスケールがシステム内のいずれかの軌道周期に匹敵するか、それよりも短い場合、軌道平均近似は失敗する可能性があります。ここでは、ハイブリッド統合技術と軌道平均補正を組み込んだSecularMultipleのアップデートを紹介します。この更新により、ユーザーは、どの軌道を直接（平均化せずに）統合するか、平均軌道を仮定するかを指定できます。直接統合される軌道の場合、2つの統合手法を実装しました。1つは、要素形式の正規化されたKustaanheimo-Stiefel運動方程式に基づいています。また、ペアワイズ相互作用の四重極次数に対する解析的軌道平均補正も実装しました。ここで紹介する更新により、階層的な複数システムの長期的な動的進化を統合するための柔軟性が向上します。直接積分と軌道平均の効果的な組み合わせにより、長期的な進化を正確に計算できますが、既存の直接N体コードと比較して、計算コストを大幅に削減できます。新しい機能が有益であるいくつかの例を示します。Pythonのユーザーフレンドリーなインターフェイスが追加されたC++で記述された更新コードは、無料で入手できます。
CAB：星間媒体のRNAの世界に向けて-尿素の検出、および2-アミノ-オキサゾールと単糖の検索
| Title |
CAB:_Towards_the_RNA-world_in_the_interstellar_medium_--_detection_of_urea,_and_search_of_2-amino-oxazole_and_simple_sugars |
| Authors |
Izaskun_Jimenez-Serra_(1),_Jesus_Martin-Pintado_(1),_Victor_M._Rivilla_(2),_Lucas_F._Rodriguez_Almeida_(1),_Elena_R._Alonso_Alonso_(3,4),_Shaoshan_Zeng_(5),_Emilio_J._Cocinero_(3,4),_Sergio_Martin_(6,7),_Miguel_Requena-Torres_(8),_Rafa_Martin-Domenech_(9),_and_Leonardo_Testi_(10,2)_((1)_Centro_de_Astrobiologia_(CSIC-INTA),_Spain_(2)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Italy_(3)_Universidad_del_Pais_Vasco_(UPV-EHU),_Spain_(4)_Biofisika_Institute_(CSIC,_UPV/EHU),_Spain_(5)_Queen_Mary_University_of_London,_UK_(6)_European_Southern_Observatory,_Chile_(7)_Joint_ALMA_Observatory,_Chile_(8)_University_of_Maryland,_USA_(9)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_USA_(10)_European_Southern_Observatory,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07834 |
過去10年間で、アストロケミストリーは複雑な有機分子の検出数の印象的な増加を目の当たりにしました。これらの種のいくつかは、最も単純な糖であるグリコールアルデヒド、またはグリシンの前駆体の可能性があるアミノアセトニトリルなど、プレバイオティクスに関心があります。最近、私たちは2つの新しい窒素含有複合有機物質、グリコロニトリルとZ-シアノメタンイミンの検出を報告しました。これらは、始原リボ核酸（RNA）の理論の中でリボヌクレオチドの形成過程の中間種であることが知られています。。この論文では、銀河で最も化学的に豊富な2つの情報源、つまり天の川の中心にある巨大分子雲（G+0.693-0.027）と原始太陽（IRAS16293-2422B）。私たちの目的は、原始的なRNAの世界の化学反応を促進すると考えられている主要な前駆体が宇宙でも見つかるかどうかを調査することです。私たちの高感度観察は、尿素がG+0.693-0.027に約5x10-11の存在量で存在することを示しています。これは、星形成領域外のこのプレバイオティクス種の最初の検出です。尿素はproto-SunIRAS16293-2422Bに対して検出されないままです（2x10-11未満の存在量の上限）。グリコールアルデヒドやシアナミドなど、RNAの世界の化学スキームの他の前駆体は空間に豊富にありますが、2-アミノ-オキサゾール、グリセルアルデヒド、ジヒドロキシアセトンなどの主要なプレバイオティクス種は、どちらのソースでも検出されません。これらの大きなプレバイオティック有機物が確実に宇宙に存在するかどうかを解くには、これらの種の最も明るい遷移を対象とした将来のより敏感な観測が必要です。
TNG100シミュレーションにおける銀河系媒質の角運動量
| Title |
The_Angular_Momentum_of_the_Circumgalactic_Medium_in_the_TNG100_Simulation |
| Authors |
Daniel_DeFelippis,_Shy_Genel,_Greg_L._Bryan,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07846 |
IllustrisTNGプロジェクトのフラグシップランの1つであるTNG100を使用して、銀河系周囲の媒体（CGM）の角運動量の内容を分析します。$z=0$での天の川の質量ハロー（$\sim10^{12}\;M_{\odot}$）に焦点を当てますが、他の質量と$z=5$までの赤方偏移も分析します。CGMの角運動量のプロパティは、対応する銀河の恒星の角運動量と強く相関していることがわかります。CGMを取り巻く高角運動量銀河は、体系的に高い角運動量を持ち、CGMを取り巻く銀河自体の回転軸によりよく整列しています。低角運動量銀河。CGMの高温フェーズと低温フェーズの両方でこの二分法が示されますが、低温ガスほど強くなります。高角運動量銀河のCGMは、回転速度が少なくともハローのビリアル速度の$\sim1/2$でビリアル半径の$\sim1/2$まで広がる冷たいガスの大きなくさびによって特徴付けられます。銀河の噴水を示唆する半径方向の速度が支配的な双円錐の極域。これらの機能はどちらも、低角運動量銀河のCGMにはありません。これらの結論はハロー質量に一般的です$\lesssim10^{12}\;M_{\odot}$および$z\lesssim2$の場合。ただし、より大規模なハローの場合、または調査された最も高い赤方偏移では適用されません。フィデューシャルフィードバックモデルに変更を加えて実行したシミュレーションを比較することにより、CGMの高角運動量銀河へのより良い配置をフィードバック独立効果として、銀河風がCGMの角運動量への支配的な影響として特定します。
恒星質量基本平面：低速回転子のビリアル関係と非常に薄い平面
| Title |
The_Stellar_Mass_Fundamental_Plane:_The_virial_relation_and_a_very_thin_plane_for_slow-rotators |
| Authors |
M._Bernardi,_H.Dom\'inguez_Sanchez,_B._Margalef-Bentabol,_F._Nikakhtar,_R._K._Sheth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07847 |
初期タイプの銀河-低速および高速回転楕円（E-SRおよびE-FR）およびS0/レンチキュラー-半分の光の半径$R_e$、囲まれた表面の明るさ$I_eの空間に基本平面（FP）を定義します$および速度分散$\sigma_e$。$I_e$と$\sigma_e$は距離に依存しない測定であるため、FPの厚さは、$R_e$の推定に$I_e$と$\sigma_e$を使用できる精度で表されることがよくあります。以下を示します：1）FPの厚さは形態に強く依存します。サンプルにE-SRのみが含まれている場合、$R_e$で観測される分散は$\sim16\％$であり、そのうちの$\sim9\％$のみが固有です。$M_*<10^{11}M_\odot$で銀河を削除すると、観測された散乱が$\sim13\％$（$\sim4\％$組み込み）にさらに減少します。E-FRとS0が追加された場合、観測された散乱は文献で通常引用されている$\sim25\％$に増加します。オブザーバブルの共分散行列の固有ベクトルを使用してFPが定義されている場合、E-SRは、平面に直交する$5\％$の固有の散乱のみを含む、非常に薄いFPを再度定義します。2）FP内の構造は、$I_e$と$\sigma_e$がほぼ独立しているのに対し、$R_e-I_e$と$R_e-\sigma_e$の相関はほぼ等しく、反対であるという事実から最も簡単に理解できます。3）FPの係数がビリアル定理に関連するものと異なる場合、平面は「傾斜」していると言われます。$I_e$にグローバル恒星質量対光量比$M_*/L$を乗算し、S\'ersic測光を使用して母集団全体の非相同性を説明すると、結果の恒星質量FPの傾きは少なくなります。$M_*/L$グラディエントを首尾一貫して説明すると、傾きが変わります。私たちが現在見ている傾斜は、恒星の表面輝度が増加するにつれて、バリオンを星に変える効率が増加する、および/または暗黒物質の割合が減少することを示唆しています。
原始ダスト放出からの起源宇宙望遠鏡のRedshift Horizon
| Title |
Redshift_Horizon_for_the_Origins_Space_Telescope_from_Primordial_Dust_Emission |
| Authors |
Maria_Emilia_De_Rossi,_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07892 |
原始ダスト放出の分析モデルを適用して、次世代のOriginsSpaceTelescope（OST）で最初の銀河を検出する可能性を探ります。発生源密度を赤方偏移（z）の関数として分析し、Originsサーベイスペクトロメーターでディープフィールド露出を考慮することにより、1つの個別の発生源を検出するための赤方偏移の範囲は、ダストから金属のシステムではz〜7を超えると推定します。典型的な原始銀河に期待されるよりも高い比率。一方、混乱の限界を克服できる場合、遠赤外線イメージャーと偏光計を使用すると、z>7でより典型的な暗いシステムを検出できます。得られた結果が原始ダストの特性に依存していることを考えると、OSTは初期宇宙での利息媒質の性質に重要な手がかりを提供できると結論付けます。
覆い隠されたクエーサーの高解像度VLAイメージング：高密度ISMで捕捉された若い無線ジェット
| Title |
High-resolution_VLA_Imaging_of_Obscured_Quasars:_Young_Radio_Jets_Caught_in_a_Dense_ISM |
| Authors |
Pallavi_Patil,_Kristina_Nyland,_Mark_Whittle,_Carol_Lonsdale,_Mark_Lacy,_Colin_Lonsdale,_Dipanjan_Mukherjee,_A._C._Trapp,_Amy_E._Kimball,_Lauranne_Lanz,_Belinda_J._Wilkes,_Andrew_Blain,_Jeremy_J._Harwood,_Andreas_Efstathiou_and_Catherine_Vlahakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07914 |
10GHzで155超発光（$L_{\rmbol}\sim10^{11.7-14.2}L_\odot$）の新しいサブアークセカンド解像度のKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）イメージングを紹介します。赤方偏移$z\sim0.4-3$で不明瞭なクエーサー。サンプルは、広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）からのデータと、NRAOVLAスカイサーベイ（NVSS）からの明るく未解決の電波放射の検出に基づいて、極端に赤い中赤外線（MIR）と光学色の比率を持つように選択されましたまたは20センチメートルの電波空のかすかな画像（FIRST）調査。私たちの高解像度VLA観測により、サンプルのソースの大部分（155のうち93）が角度スケールでコンパクトであることが明らかになりました$<0.2^{\prime\prime}$（$\leq1.7$kpcat$z\sim2$）。ソースの電波輝度、線形範囲、およびローブ圧は、若い電波活動銀河核（AGN、たとえばギガヘルツピークスペクトル、GPS、およびコンパクトスティープスペクトル、CSS、ソース）に似ていますが、空間密度はかなり低くなっています。単純な断熱ローブ拡張モデルの適用は、比較的若い動的年齢（$\sim10^{4-7}$年）、比較的高い周囲ISM密度（$\sim1-10^4$cm$^{-3}$）を示唆しています、および適度なローブ拡張速度（$\sim30-10,000$kms$^{-1}$）。したがって、私たちの出所は、ホストの高密度ガス貯留層内にまだ存在する独特の進化段階にある新たにトリガーされた若いジェットの個体群と一致していることがわかります。それらの電波輝度関数と動的年齢に基づいて、これらのオブジェクトから直接進化した可能性のある古典的な大規模FRI/II電波銀河の$\sim20\％$のみを推定します。WISE-NVSSソースは最初にGPSまたはCSSソースになる可能性があり、そのうちのいくつかは最終的にはより大きな電波銀河に進化する可能性があります。
PAU調査：シミュレーションからの転移学習を使用した測光赤方偏移
| Title |
The_PAU_Survey:_Photometric_redshifts_using_transfer_learning_from_simulations |
| Authors |
M._Eriksen,_A._Alarcon,_L._Cabayol,_J._Carretero,_R._Casas,_F._J._Castander,_J._De_Vicente,_E._Fernandez,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_H._Hildebrandt,_H._Hoekstra,_B._Joachimi,_R._Miquel,_C._Padilla,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_P._Tallada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07979 |
このペーパーでは、\textsc{Deepz}ディープラーニングフォトメトリックレッドシフト（photo-$z$）コードを紹介します。テストケースとして、COSMOSフィールドのPAU調査（PAUS）データにコードを適用します。\textsc{Deepz}は、既存のアルゴリズムと比較して、$\sigma_{68}$散布統計を$i_{\rmAB}=22.5$で50\％削減します。この改善は、トレーニングセットがシミュレーションと観測で構成されているシミュレーションからの転移学習を含むさまざまな方法によって達成され、トレーニングデータの必要性を減らします。赤方偏移確率分布は、正確な赤方偏移分布を生成する混合密度ネットワーク（MDN）で推定されます。私たちのコードには、ノイズを減らし、銀河のSEDから特徴を抽出するオートエンコーダが含まれています。また、複数のネットワークを組み合わせると、写真の$z$散乱が10％減少します。さらに、ランダムに構築されたcoaddedフラックスを使用したトレーニングにより、個々の露出に関する情報が追加され、測光異常値の影響が軽減されます。これらの機械学習手法は、狭帯域での赤方偏移の精度を高めるためのルートを開くことに加えて、広帯域調査にも役立ちます。
恒星の移動と金属の流れ-シミュレートされた天の川類似銀河の薄い円盤の化学進化
| Title |
Stellar_migrations_and_metal_flows_--_Chemical_evolution_of_the_thin_disc_of_a_simulated_Milky_Way_analogous_galaxy |
| Authors |
Fiorenzo_Vincenzo,_Chiaki_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08050 |
銀河の形成と進化における金属の流れの役割を理解するために、私達は、その薄い円盤相の間の銀河のような天の川の私達の首尾一貫した宇宙論的化学力学シミュレーションを分析します。私たちのシミュレートされた銀河円盤は、APOGEE-DR16によって導出されたさまざまな銀河中心距離での[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]の二分法の変動と、[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]（APOKASC-2から）。円盤は内側から外側に向かって成長し、全体の段階で星形成率が放射状に変化します。放射状の依存性にもかかわらず、シミュレートされたハローにおける金属の流出と流入の比率は、ディスクの成長に伴う普遍的な（時間に依存しない）プロファイルスケーリングを示します。シミュレートされたディスクは、ガス流入の2つのモードを受けます：（i）金属の少ないガスと比較的低い[$\alpha$/Fe]ガスの流入、および（ii）化学的に富化されたガスが$\sim0.7$km/sの平均速度。さらに、恒星の移行は、通常、$\sim5$Gyrの典型的な時間スケールで、外側に向かって発生します。私たちの予測された放射状金属性勾配はAPOGEE-DR16からの観測と一致し、恒星の移行の主な効果は、斜面の放射状金属性プロファイルを0.05dex/kpcだけ平坦化することです。また、移行の影響は、薄い円盤状の星の[Fe/H]と年齢の関係よりも[$\alpha$/Fe]でより重要に見えることを示しています。
銀河の形態に関連する恒星の角運動量分布
| Title |
Stellar_angular_momentum_distribution_linked_to_galaxy_morphology |
| Authors |
Sarah_M._Sweet,_Karl_Glazebrook,_Danail_Obreschkow,_Deanne_B._Fisher,_Andreas_Burkert,_Claudia_D._P._Lagos,_Juan_M._Espejo_Salcedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08182 |
空間速度分解恒星固有角運動量$j_*$を、広範囲の視覚形態をカバーする24のCALIFA銀河の高品質サンプルで研究し、恒星の速度と速度の分散を説明します。正規化された$s=j_*/j_{*mean}$、PDF（$s$）のスパクセル単位の確率密度関数の形状は、暗黒物質ハローのバリオンに期待されるほぼ普遍的な初期分布から大幅に逸脱しています。角運動量を取り除いて再分配する銀河形成で予想されるバリオン効果によって説明できます。さらに、観察されたPDF（$s$）の形状は、後期タイプの銀河には正規分布に類似したPDF（$s$）があり、初期タイプには強く歪んだPDFがある測光形態と有意に相関していることがわかります（$s$）過剰な低角運動量材料から生じます。疑似バルジをホストすることが知られている銀河（バルジセルシックインデックス$n_b<2.2$）は、歪んだバルジPDF（$s$）が少なく、歪度が$（b_{1rb}）\lesssim0.8$です。PDF（$s$）は、運動学と測光の両方の情報をエンコードし、形態の強力なトレーサーであるように見えます。その使用は、観測者のバイアスの影響を受けやすい従来のコンポーネントベースの分類から、銀河の基本的な（星の質量、角運動量）プロパティの分類に移行したいという欲求によって動機付けられています。将来的には、PDF（$s$）は運動学的分解ツールとしても役立つ可能性があります。
M51の中央領域における電荷交換のスペクトルモデリング
| Title |
Spectral_Modeling_of_Charge_Exchange_in_the_Central_Region_of_M51 |
| Authors |
Hang_Yang_(1_and_2),_Shuinai_Zhang_(1_and_3),_Li_Ji_(1_and_3)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_CAS,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(3)_Key_Laboratory_of_Dark_Matter_and_Space_Astronomy,_CAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08242 |
電荷交換（CX）放出は、銀河の密な多相核周囲領域の中性およびイオン化された星間物質（ISM）コンポーネント間の重要な相互作用を明らかにします。M51の中央領域における拡散発光の高解像度XMM-Newton/RGSスペクトルを記述するために、熱コンポーネントとCXコンポーネントを含むモデルを使用します。CX放出の代表的なシグネチャ（特に、顕著なOVII禁止線とOVIIILy$\gamma$線の過剰放出）は、モデルによって十分に説明できます。OVIIIおよびOVIIバンドのチャンドラ画像と組み合わせると、ジェット駆動の流出と周囲の中性物質との相互作用が軟X線放出を支配していることがわかります。ジェット駆動の流出自体は、$\sim0.59$keVの熱プラズマである可能性が高く、ほとんどが太陽に近い量です。それは周囲の中性ガスにぶつかり、7--28{\AA}バンドの拡散X線放射の5分の1を占める重要なCX放射を生成します。CXプロセスの有効な境界面面積は、ジェット駆動の流出の幾何学的表面積よりも1桁大きくなります。核星の形成によって引き起こされる希薄な流出もまた、拡散熱とCX放出の両方に小さな部分をもたらす可能性があります。活動銀河核（AGN）による光イオン化および高温ガス自体による共鳴散乱は、過去のAGNイベントによる影響を排除できない場合がありますが、好ましくありません。
Seyfert 1 AGN NGC 7469の変動タイムスケール依存のUV / X線遅延の証拠
| Title |
Evidence_for_variability_timescale_dependent_UV/X-ray_delay_in_Seyfert_1_AGN_NGC_7469 |
| Authors |
Mayukh_Pahari_(Southampton,_UK),_Ian_M._McHardy_(Southampton,_UK),_Federico_Vincentelli_(Southampton,_UK),_Edward_M._Cackett_(Wayne_State,_USA),_Bradley_M._Peterson_(Ohio_state_and_STSI,_USA),_Michael_R._Goad_(Leicester,_UK),_Kayhan_G\"ultekin_(Michigan,_USA),_Keith_Horne_(St._Andrews,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07901 |
${\itRXTE}$/PCAからの1か月のX線光度曲線と1220$-$1970$\r{A}$の${\itIUE}$スペクトルからの1.5か月の長さのUV連続光度曲線を使用して、Seyfert1銀河NGC7469の詳細なタイムラグ研究。我々の相互相関分析は、X線が1315$\r{A}$のUV連続体に比べて3.49$\pm$遅れていることを示す以前の結果を確認します。0.22日。これは、変動の変動または変動するcomptonizationによって引き起こされる可能性があります。ただし、5日より遅い変動がX線の光度曲線から削除されると、UV変動はX線変動より0.37$\pm$0.14日遅れ、周囲の降着円盤によるX線の再処理と一致します。${\itSwift}$/XRTX線と${\itSwift}$/UVOTUVW2、U光曲線の間で非常に類似した残響遅延が観察されます。${\itSwift}$/GRISMスペクトルから抽出された連続光曲線は、残響と一致するX線に関して遅延を示しています。UV連続体の変動を5日より速く、遅く分離すると、1825$\r{A}$の遅い変動は、1315$\r{A}$の変動よりも$0.29\pm0.06$遅れ、速い変動は一致します。（$0.04\pm0.12$日）。${\itIUE}$、${\itSwift}$、および他の波長でのその他の光学望遠鏡によるUV/光学的連続反射の遅れは、次の関係と一致しています：$\tau\propto\lambda^{4/3}$、標準降着円盤理論で予測され、${\itRXTE}$と${\itSwift}$/XRTからの最適なX線遅延は、負のX線オフセットから$\sim$0.38日標準のディスク遅延予測。
| Title |
Supermassive_black_holes_as_possible_sources_of_ultra_high_energy_cosmic_rays |
| Authors |
Arman_Tursunov,_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik,_Martin_Kolo\v{s},_Naresh_Dadhich_and_Bobomurat_Ahmedov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07907 |
エネルギー$>10^{20}$eVの超高エネルギー宇宙線（UHECR）の生成と加速のメカニズムは、明らかにGZKカットオフ制限を超えており、現象の異常な性質を指し示していることは不明のままです。銀河系外ニュートリノの最近の観測は、UHECRの起源が銀河系外超大質量ブラックホール（SMBH）であることを示している可能性があります。磁気ペンローズプロセス（MPP）によって駆動される回転SMBHからの超効率的なエネルギー抽出は、実際に法案を踏襲する可能性があることを示しています。中性子ベータ崩壊などの中性粒子のイオン化を想定します。ブラックホールの地平線近くに広がり、質量$10^9M_{\odot}$のSMBHに対して陽子を$10^{20}$eV以上にエネルギー化し、強さ$10^4$G。銀河中心SMBHに適用すると、$\約10^{15.6}$eVの陽子エネルギーがあり、これは宇宙線スペクトルの膝と一致します。脱出方向に沿った高エネルギー粒子の大きな$\gamma_z$因子は、均一な磁場の場合にWald電荷として知られているブラックホールの誘導電荷が存在する場合にのみ発生することを示します。プロセスが拡張された加速ゾーンを必要とせず、物質パラメータを降着させることの微調整も必要ないことは注目に値します。さらに、これはUHECRの発生源としてSMBHの質量と磁場強度に特定の検証可能な制約をもたらします。これは明らかに、MPPの超効率体制をUHECR発電所に燃料を供給するための最も有望なメカニズムの1つにします。
壊れたSU（6）対称性と巨大なハイブリッド星
この研究では、量子ハドロダイナミクス（QHD）形式を再検討し、より一般的なフレーバーグループSU（3）を優先して、壊れたSU（6）グループを介して固定されたハイペロン-中間子結合を持つハイペロンおよびハイブリッドスターを調査します。これにより、ベクトル中間子の多数の自由パラメーターを$\alpha_v$-のみに制限できますが、スカラー中間子は、ハイペロンポテンシャル深度によって制約されます。また、ハイペロンにのみ結合し、巨大な中性子星の記述に重要な役割を果たす奇妙な隠された$\phi$中間子という追加のチャネルも使用します。ハイブリッドスターでは、クォーク相は、ラグランジュの追加のベクトルチャネルを備えたSU（3）NJLモデルで構築されます。これは、格子QCDによって課された制限内の自由パラメーターとして入力されます。2.21$M_\odot$ハイパーニックスターと2.10$M_\odot$ハイブリッドスターを再現できます。どちらの結果も、最近検出された超大規模パルサーMSPJ0740+6620と一致しています。現在の作業で使用されているモデルでは、ハイブリッド星の最小質量と最大質量は互いに非常に近く、存在する場合、宇宙では非常にまれであることを示しています。
異常なX線パルサー4U 0142 + 61の磁気白色矮星降着モデル
| Title |
A_magnetic_white-dwarf_accretion_model_for_the_anomalous_X-ray_pulsar_4U_0142+61 |
| Authors |
Sarah_V._Borges,_Claudia_V._Rodrigues,_Jaziel_G._Coelho,_Manuel_Malheiro,_and_Manuel_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07963 |
異常なX線パルサー（AXP）4U0142+61の静止放射は、無線から硬X線まで、広範囲のエネルギーに及びます。特に、このオブジェクトは、ソフトガンマ線リピーター（SGR）とAXPの中で、中赤外発光とパルス発光を同時に提示する点でユニークです。この広範囲の放出を説明する多くの命題にもかかわらず、それはまだすべての観察を再現するものを欠いています。このギャップを埋めるために、妥当な物理コンポーネントとパラメーターを使用して、中赤外線から硬X線までの4U0142+61の静止スペクトルエネルギー分布を再現するモデルを提示します。永続的な放出は、デブリディスクに囲まれた磁気付着白色矮星（WD）から発生することを提案します。このモデルは、次のことを前提としています。（i）硬X線は、降着柱の衝撃後領域からの制動放射によるものです。（ii）軟X線は、WD表面のホットスポットによって発生します。（iii）光学放射と赤外線放射は、光学的に厚い埃っぽいディスク、WD光球、およびポストショック領域放射の尾部によって引き起こされます。このシナリオでは、近似モデルのパラメーターは、4U0142+61が非常に高温で若いため、高速回転子の磁気に近いチャンドラセカールWDを備えていることを示しています。そのようなWDは、2つのより大規模なWDの合併の最近の結果である可能性があります。この場合、4U0142+61はSNIaに進化する可能性があるため、これらの重要な天体物理学的イベントの起源のヒントを与えることができます。さらに、測定された水素カラム密度と新しい星間絶滅3Dマップに基づいて、4U0142+61距離の新しい推定値3.78（エラー：+0.12/-0.18kpc）も提示します。
中性子星クラストにおける大規模速度循環を伴う磁場進化
磁気ストレスがしきい値を超えたときに中性子星の地殻に現れる塑性流動の影響を調べます。関与するダイナミクスは、粘性流項を含むナビエ・ストークス方程式を使用して記述され、大循環の速度場は、準定常近似を使用して決定されます。ホールドリフト、オーミック散逸、ローレンツ力によって引き起こされる流体運動を考慮して、磁場の進化をシミュレーションします。エネルギーがバルク運動エネルギーと熱に変換されるので、磁気エネルギーの減少が強化されます。ローレンツ力によって引き起こされるバルク速度は、低粘度および強磁場領域に大きな影響を与えることがわかります。この効果はマグネター表面の近くで重要です。
パルサー風星雲のHD + Bモデルの紹介：流体力学と放射のハイブリッドアプローチ
| Title |
Introducing_the_HD+B_model_for_pulsar_wind_nebulae:_a_hybrid_hydrodynamics/radiative_approach |
| Authors |
B._Olmi_and_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08171 |
パルサー風星雲の数が急速に増加していることの特定と特徴付けは、高エネルギーガンマ線天体物理学の課題であり、今後もそうであり続けます。そのようなシステムがTeVレジームで予想される最も多数の人口を構成していることを考えると、そのような特性化は、個人および人口の観点からソース自体について学ぶだけでなく、それらを接続できるようにするためにも重要です他の周波数、特にラジオとX線での観測。また、下にある他のエミッターを明らかにするために、非常に混乱した空の領域にある星雲からの放出を取り除く必要があります。この論文では、パルサー風星雲の理論的モデリングのための新しいアプローチを提示します：比較的限られた数値コストで、形態学的特徴と光源のスペクトルを再現できるハイブリッド流体力学的放射モデル。
いくつかの異常なタイプのパルサーパラメータの比較
パラメータの比較分析は、無線パルサーの2つのサンプルに対して実行されます。最初のサンプルのオブジェクトの周期はP>2秒で、2番目のサンプルは中性子星表面の磁場$Bs>4.4\times10^{13}$Gによって特徴付けられます。この分析の主な目的は、通常のパルサーと異常なX線パルサー（AXP）および軟ガンマ線リピーター（SGR）。周期と磁場の値が類似しています。長い周期を持つパルサーの周期に対する周期微分の依存性は$dP/dt\proptoP^{1.67}$であることが示されています。つまり、$dP/dt\proptoP^{-1}$を与える磁気双極子メカニズムとは異なる別のブレーキングメカニズムを探すか、特定のパラメーター分布を使用する必要があります。一方、強力な磁場とAXP/SGRを持つ電波パルサーは、磁気双極子モデルで記述できます。P>2秒の電波パルサーは、$Bs>4.4\times10^{13}$Gのオブジェクトよりも平均で2桁高い年齢であり、銀河面よりはるかに高い位置にあります。得られた結果は、AXP/SGRの主な特徴は強い磁場であり、長い周期ではないことを示しています。
高密度核物質特性による中性子星観測量の値と変動の推定
| Title |
Estimating_the_values_and_variations_of_neutron_star_observables_by_dense_nuclear_matter_properties |
| Authors |
P\'eter_P\'osfay,_Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi,_Antal_Jakov\'ac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08230 |
PSRJ0030+0451に関する最近のNICER観測データは、コンパクト星内部に存在する超高密度核物質の特性に独自の質量半径制約を最近追加しました。そのような巨視的なデータは、モデル、相互作用、およびそのパラメーターをさらに制限します。このペーパーの目的は、理論的な不確実性の原因を特定し、その大きさを定量化することです。ここでは、拡張された$\sigma$-$\omega$モデルのラグランジアンにおけるさまざまな相互作用項と核パラメータ値の影響に関する詳細な研究を示します。状態方程式をトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式に挿入し、中性子星の観測可能なパラメーターを計算しました。最適なランダウ有効質量は、巨視的観測値を変更する最も関連性の高い物理パラメーターであることを確認しました。さらに、圧縮率と対称性のエネルギー項は、それぞれこれに対して1桁小さい効果を生成します。コンパクトスターの最大質量とこれらの微視的核パラメーター値との間の線形関係を、物理的な関連パラメーターの範囲内で計算しました。質量に関する観測データに基づいて、PSRJ1614-2230、PSRJ0348+0432、およびPSRJ0740+6620の半径の大きさを、核物質とそれらのパラメータ値の選択の相互作用項から生じる理論的な不確実性を含めて推定しました。
ベータ平衡におけるクォーキオン物質の状態方程式
ハイブリッド星のコアでのハドロンクォーク遷移により、クォーク物質が現れる可能性があります。クォークの物質は、クォークと核子の両方がクロスオーバー遷移で準粒子として現れるアプローチであり、クォーク物質に関する初期のアイデア（たとえば、MITバッグモデル）を明示的に実現します。この説明は最近、マクラーランとレディによって採用されており、中性子クォーク遷移で音速が急速に上昇し、中性子星の最大質量に対する観測制約を満たすという利点を持つアプローチで、電荷のない（純粋な中性子）物質をモデル化しています。（$\gtrsim2M_\odot$）および$1.4M_\odot$スターの半径（$R_{1.4}\lesssim13.5$km）。一次遷移を含む従来のモデルでは、パラメータの選択が非常に狭い場合を除いて、これらの制約を満たすことが困難な、圧力とエネルギー密度の関係がより柔らかくなります。陽子とレプトンを含む四重項物質のバリエーションを提案します。そのエネルギーを明示的に最小化して、化学平衡とベータ平衡の両方を実現できます。これは、電荷のない定式化では実行できません。Quarkyonic恒星モデルは、広範囲のモデルパラメーターで観測された質量と半径の制約を満たすことができ、遷移密度を核飽和密度に非常に近くする必要があるなど、従来のハイブリッドスターモデルの必須の微調整を回避できます。私たちの定式化は、核対称性エネルギーと純粋な中性子物質の実験的および理論的特性に適合し、わずか3つの自由パラメーターを含みます。これは、区分的ポリトロープまたはスペクトル分解法の効率的な代替手段である高密度物質の研究に理想的なツールです。
エネルギーガンマ線のための宇宙の異常な透明性における局所フィラメントパターン
宇宙を通る高エネルギー光子の伝搬長は、銀河系外のバックグラウンド放射での$e^+e^-$ペア生成による吸収によって制限されます。以前の研究は、予測された吸収と観測された吸収との間にいくつかの不一致を報告し、新しい物理学に関する説明を示唆しました。ただし、これらの影響は観測されたソースの限られた数によって支配されていますが、多くは不一致を示していません。ここでは、2つの非常に異なるアプローチで選択された、これらの明らかに異常なオブジェクトの空の分布を考慮します。BLラック型オブジェクトの方向から。どちらの場合も、異常な発生源への方向は、予測された局所的な銀河の分布に従います。つまり、異常に寄与する遠い発生源は、局所的なフィラメントを通して見られます。これは、フィラメントの磁場内での光子とアキシオン様粒子の混合に基づく異常について以前に提案された説明と一致しています。
GW190412：非対称質量を持つバイナリブラックホール合体の観測
| Title |
GW190412:_Observation_of_a_Binary-Black-Hole_Coalescence_with_Asymmetric_Masses |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08342 |
LIGOとVirgoの3回目の観測実行の最初の2週間の間に、バイナリーブラックホール合体からの重力波の観測を報告します。信号は、2019年4月12日05:30:44UTCにネットワーク信号対雑音比19で記録されました。バイナリは、最初の2つの観測実行中の観測とは異なり、特にその非対称質量のために異なります。30個の太陽質量ブラックホールが〜8個の太陽質量ブラックホールのコンパニオンと統合されました。より大きなブラックホールは、0.17から0.59の間の無次元のスピンの大きさで回転しました（90％の確率）。非対称システムは、より高い多重極からのより強い寄与で重力波を放出すると予測されており、実際に、観測された信号の主要な四極子秩序を超えて重力放射の強い証拠を見つけます。GW190412で実行された一連のテストは、アインシュタインの一般相対性理論との整合性を示しています。このシステムの質量比は以前のすべての検出とは異なりますが、最初の2つの観測の実行から推測された恒星のバイナリブラックホールの人口モデルと一致していることを示しています。
再電離測定のエポックにおける無線周波数干渉からの過剰電力の定量化
| Title |
Quantifying_Excess_Power_from_Radio_Frequency_Interference_in_Epoch_of_Reionization_Measurements |
| Authors |
Michael_J._Wilensky,_Nichole_Barry,_Miguel_F._Morales,_Bryna_J._Hazelton,_Ruby_Byrne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07819 |
エポックオブイオン化（EoR）パワースペクトルに対する無線周波数干渉（RFI）の影響を定量化します。具体的には、ソースエミッションの周波数構造が高次波モードでコンタミネーションを生成する方法を調査します。これは、スムーズスペクトルフォアグラウンドソースよりもはるかに問題です。比較的暗い単一のRFI信号源でさえ、関心のある宇宙論モードでのEoRパワースペクトル信号の典型的な推定値を圧倒できることがわかります。積分での見かけのRFIフラックス密度の合計が1mJy未満に保たれている場合、他の体系的な方法がなければ、EoR検出は実現可能です。これらの結果は、EoRの検索に使用される望遠鏡の非常に効果的なRFI軽減戦略の必要性を強調しています。
PRASSE-Pulsar自動検索スクリプトアンサンブル
| Title |
PRASSE_--_The_Pulsar_Automated_Search_Script_Ensemble |
| Authors |
Gurmehar_Singh,_Martin_Nikolov,_Jake_North,_Kal\'ee_Tock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07865 |
パルサーを検索すると、処理と分析が必要な大量のデータが生成されます。手作業による観察の制限された速度は、データ収集に遅れずについていくために多くの人々の関与を必要とします。このペーパーでは、処理されたデータと削減されたデータを自動的にフィルタリングするように構築されたアルゴリズムの方法論を検証することにより、自動化された代替手段を検討します。このアルゴリズムの利点と欠点は、将来のテストの計画を説明しながら検討されます。
LSST IIによる測光赤方偏移：近赤外および近紫外測光の影響
| Title |
Photometric_Redshifts_with_the_LSST_II:_The_Impact_of_Near-Infrared_and_Near-Ultraviolet_Photometry |
| Authors |
Melissa_L._Graham,_Andrew_J._Connolly,_Winnie_Wang,_Samuel_J._Schmidt,_Christopher_B._Morrison,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_S\'ebastien_Fabbro,_Patrick_C\^ot\'e,_Scott_F._Daniel,_R._Lynne_Jones,_Mario_Juri\'c,_Peter_Yoachim,_J._Bryce_Kalmbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07885 |
正確な測光赤方偏移（photo-$z$）の推定は、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）の宇宙科学の目標に不可欠です。この作業では、模擬銀河カタログのシミュレートされた測光を使用して、ユークリッド、WFIRST、および/またはからの近赤外（NIR）および/または紫外（UV）測光の追加により、LSSTフォト$z$推定をどのように改善できるかを調査します。またはキャスター宇宙望遠鏡。一般に、より深い光学測光は、NIRフィルターまたはUVフィルターを追加するよりも、フォト-$z$見積もりの標準偏差を減らすことができますが、追加のフィルターは、壊滅的にアンダーまたはオーバーの銀河の割合を大幅に下げる唯一の方法です。-推定写真-$z$。ユークリッドの場合、${JH}$$5{\sigma}$フォトメトリック検出を追加すると、$z>1$（$z>0.3$）の銀河の標準偏差を${\sim}20\削減できることがわかります％$（${\sim}10\％$）、および${\sim}40\％$（${\sim}25\％$）による外れ値の割合WFIRSTでは、深い${YJHK}$測光を追加すると標準偏差が${\gtrsim}50\％$減少し、$z>1.5$で外れ値の割合が${\simに大幅に減少する方法を示します}全体で2\％$。CASTORの場合、${UV}$および$u$バンドの測光を追加すると、標準偏差が${\sim}30\％$、外れ値の割合が${\sim}50\減少することがわかります$z<0.5$の銀河の％$。また、NIRとUVの両方のサーベイと重複する空の領域内、およびサーベイの小領域のディープフィールドから構築された分光トレーニングセットを使用した場合の写真$z$の結果を評価します。
宇宙での天文観測のための中赤外Siアレイ検出器のピクセルベースのスペクトル特性評価
| Title |
Pixel-based_spectral_characterization_of_mid-infrared_Si_array_detectors_for_astronomical_observations_in_space |
| Authors |
Takuro_Tsuchikawa,_Hidehiro_Kaneda,_Daisuke_Ishihara,_Takuma_Kokusho,_Takehiko_Wada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08026 |
中赤外線（IR）アレイ検出器は、宇宙での天文観測に使用されています。ただし、それらのスペクトル応答曲線の均一性は詳細に調査されていません。その理解は、大きなアレイ形式を使用した分光観測にとって重要です。フーリエ変換赤外分光計と低温光学系を使用して、高い信号対雑音比で測定するIRアレイ検出器のすべてのピクセルのスペクトル応答を特徴付けます。AKARI/IRCのフライトバックアップ検出器であるSi：As不純物バンド伝導（IBC）アレイのスペクトル応答を測定しました。その結果、Si：Asアレイには、アレイの行方向と列方向に沿ったスペクトル応答に固有の変動があることがわかります。また、Si：AsIBCアレイのカットオフ波長は、入射光の強度に依存することもわかりました。
低空軌道の衛星の自動軌道決定と予測のための全天光学観測の使用
| Title |
Using_all-sky_optical_observations_for_automated_orbit_determination_and_prediction_for_satellites_in_Low_Earth_Orbit |
| Authors |
T.P.G._Wijnen,_R._Stuik,_M._Rodenhuis,_M._Langbroek,_P._Wijnja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08137 |
私たちは、専用のデータ削減パイプラインに結合された既存のロボット式マルチレンズ全天カメラシステムを使用して、低地球軌道（LEO）の衛星の軌道パラメーターを自動的に決定しました。それぞれの固定カメラの視野は53x74度ですが、5つのカメラを組み合わせると、地平線から20度まで空全体をカバーします。各カメラは6.4秒ごとに画像を取得し、その後、画像は自動的に処理および保存されます。衛星トラックをピクセルレベルの精度（$\sim$0.02度）で認識し、そのエンドポイントを使用して標準化された2ラインエレメント（TLE）の形式で軌道要素を決定する自動データ削減パイプラインを開発しました。ハフ変換やランサック法などの既存のアルゴリズムを使用するルーチンは、任意の光学データセットで使用できます。TLEが不明な衛星の場合、次の飛行を正確に予測するには、少なくとも2つの飛行が必要です。既知のTLEは、パスごとに改良して、たとえば、衝突検出や軌道減衰予測を改善できます。現在のデータ分析では、LEOの衛星に焦点を当てており、夕暮れ時に既知の高架道路の50％〜80％を回復できます。LEO衛星を7等級まで検出することができました。静止軌道までのより高いオブジェクトが視覚的に観察されましたが、現在、還元パイプラインによって自動的にピックアップされていません。データ削減がさらに改善され、場合によっては積分時間が長くなったり、光学系が異なる場合、機器の設定を使用して、衛星のかなりの部分を静止軌道まで追跡することができます。
| Title |
Event_reconstruction_for_KM3NeT/ORCA_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Sebastiano_Aiello,_Arnauld_Albert,_Sergio_Alves_Garre,_Zineb_Aly,_Fabrizio_Ameli,_Michel_Andre,_Giorgos_Androulakis,_Marco_Anghinolfi,_Mancia_Anguita,_Gisela_Anton,_Miquel_Ardid,_Julien_Aublin,_Christos_Bagatelas,_Giancarlo_Barbarino,_Bruny_Baret,_Suzan_Basegmez_du_Pree,_Meriem_Bendahman,_Edward_Berbee,_Vincent_Bertin,_Simone_Biagi,_Andrea_Biagioni,_Matthias_Bissinger,_Markus_Boettcher,_Jihad_Boumaaza,_Mohammed_Bouta,_Mieke_Bouwhuis,_Cristiano_Bozza,_Horea_Branzas,_Ronald_Bruijn,_J\"urgen_Brunner,_Ernst-Jan_Buis,_Raffaele_Buompane,_Jose_Busto,_Barbara_Caiffi,_David_Calvo,_Antonio_Capone,_V\'ictor_Carretero,_Paolo_Castaldi,_Silvia_Celli,_Mohamed_Chabab,_Nhan_Chau,_Andrew_Chen,_Silvio_Cherubini,_Vitaliano_Chiarella,_Tommaso_Chiarusi,_Marco_Circella,_Rosanna_Cocimano,_Joao_Coelho,_Alexis_Coleiro,_et_al._(183_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08254 |
KM3NeT研究インフラストラクチャは現在、地中海の2つの場所で建設中です。フランス沿岸のKM3NeT/ORCA水チェレンコフニュートリノ検出器は、数メガトンの海水を光センサーで計測します。その主な目的は、ニュートリノの質量秩序の決定です。この作業は、例としてKM3NeT/ORCA検出器のシミュレーションデータセットを使用して、ニュートリノ望遠鏡への深い畳み込みニューラルネットワークの一般的な適用性を示すことを目的としています。この目的のために、ネットワークは、KM3NeTレターオブレターでKM3NeT/ORCAに対して提示された分析パイプラインの代替を構成する再構築および分類タスクを達成するために使用されます。それらは、入射ニュートリノのエネルギー、方向、および相互作用点のイベント再構成推定を推測するために使用されます。ニュートリノ相互作用で誘発された荷電粒子によって生成されたチェレンコフ光の空間分布は、シャワー状またはトラック状に分類され、大気ニュートリノの検出に関連する主なバックグラウンドプロセスが認識されます。以前にKM3NeT/ORCA用に開発された機械学習分類および最尤再構成アルゴリズムとのパフォーマンス比較が提供されます。大容量ニュートリノ望遠鏡のシミュレートされたデータセットへの深い畳み込みニューラルネットワークのこのアプリケーションは、競争力のある再構成の結果と古典的なアプローチに関するパフォーマンスの向上をもたらすことが示されています。
恒星のトリプルの進化：最も一般的な進化の経路
| Title |
The_evolution_of_stellar_triples:_The_most_common_evolutionary_pathways |
| Authors |
S._Toonen,_S._Portegies_Zwart,_A._Hamers,_D._Bandopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07848 |
多くの星は一人で暮らすのではなく、1つまたは複数の恒星の伴侶を持っています。観察は、これらのバイナリ、トリプル、および高次の倍数が一般的であることを示しています。単一の星と連星の進化は広範囲にわたって研究されてきましたが、恒星の三重星の進化には同じことが当てはまりません。恒星の生命についての私たちの一般的な理解におけるこのギャップを埋めるために、体系的にトリプルの長期的な進化を探索し、トリプルが通過する最も一般的な進化の経路を計画することを目指しています。トリプルがどのように進化し、どのプロセスが最も関連性があり、これがバイナリー進化とどのように異なるかを定量的に研究します。集団合成アプローチを使用して、トリプルのいくつかの大きな集団の進化をシミュレートします。トリプル進化コードTRESを利用して、各トリプルの進化を一貫した方法でシミュレートします。3体のダイナミクス（長期的なアプローチに基づく）、恒星の進化、およびそれらの相互影響を含みます。物質移動が始まる、システムが動的に不安定になる、またはハッブル時間が経過するまで、システムの進化をシミュレーションします。恒星相互作用はトリプルでよく見られます。バイナリの母集団と比較して、物質移動が可能なシステムの割合は、トリプルで約2〜3倍大きいことがわかります。さらに、バイナリでは軌道は通常ロシュローブがオーバーフローする前に循環に達しますが、これはトリプルではもう当てはまりません。シミュレーションでは、システムの約40％が偏心軌道を保持しています。さらに、二次または三次が物質移動イベントを開始する最初のスターであるチャネルなど、トリプル進化のさまざまなチャネルについて詳細に説明します。
水素バルマー線と降着円盤モデリングにおける吸収のジャンプ-小人新星UZ蛇紋岩とCYライラの紫外光学スペクトル分析
| Title |
The_hydrogen_Balmer_lines_and_jump_in_absorption_in_accretion_disc_modeling_--_an_ultraviolet-optical_spectral_analysis_of_the_dwarf_novae_UZ_Serpentis_and_CY_Lyrae |
| Authors |
Patrick_Godon,_Edward_M._Sion,_Paula_Szkody,_William_P._Blair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07908 |
ディスクが支配的な激変変数（CV）のスペクトルは、降着円盤モデルのスペクトルから逸脱していることがよくあります。特に、バルマージャンプと吸収線は、モデルよりも観測で浅くなっています。我々は、2つの矮新星の紫外光学スペクトル分析を組み合わせて実行しました：バースト、下降、および静止状態のUZSerと、バーストへの上昇およびバーストのCYLyr。降着速度、傾斜、ディスク外径を調整することにより、バルマージャンプ線と吸収線、連続体のフラックスレベルと勾配を適合させます。どちらのシステムでも、降着率は$\dot{M}\約8\times10^{-9}M_\odot$/yrであり、$\dot{M}\約2-3\times10^です。{-9}上昇期と下降期のM_\odot$/年。$R_{\rmdiscの遅い上昇時（CYLyrの場合）を除いて、導出される外側のディスク半径は予想よりも小さい（$R_{\rmdisc}\約0.2a$、$a$はバイナリ分離）}=0.3a$。UZSerは60,000〜Kの白色矮星も明らかにします。これらの結果は、ドワーフノババーストの間、ディスクの半径がバーストのピークの直前で最大であり、ドワーフノババーストのディスク不安定性モデルと定性的に一致していることを示しています。連続体の傾斜とバルマージャンプと吸収線のサイズを小さくするために、追加の放出コンポーネント（ディスク風など）も機能していると思われます。CVのより現実的なディスクモデリングを行うには、外側のディスク半径とディスクの風の両方を考慮する必要があることを強調します。
太陽噴火の足跡での電流の進化
| Title |
Electric_current_evolution_at_the_footpoints_of_solar_eruptions |
| Authors |
Krzysztof_Barczynski,_Guillaume_Aulanier,_Miho_Janvier,_Brigitte_Schmieder,_Sophie_Masson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07990 |
電流は、太陽フレアの発生とその進化において重要な役割を果たします。本論文の目的は、フレア物理学の回路アプローチを予測するように、表面電流が表面または表面下の固定ソースを持っているかどうか、またはMHDとしてのコロナ磁場の進化に対する表面磁場の応答であるかどうかをテストすることです。アプローチが提案します。2011年から2016年にディスクセンター近くでSDOによって観察された19個のXクラスフレアのうち、明確なリボンフックが識別された9個の噴火フレアのみを分析しました。フック付きのフレアリボンは、MHDフレアモデルの噴火性フラックスロープのフットプリントと見なされます。初めて、OHM3DMHDシミュレーションだけでなく、観測におけるフック内部の電流の時間発展の精密測定が実行されます。私たちの分析は、噴火中および噴火後のリボンフックで囲まれた領域の電流の減少を示しています。電流の減少は、噴火中のコロナの磁束ロープの膨張によるものと解釈します。私たちの分析は、3Dの標準フレアモデルに新たな貢献をもたらします。
KIC〜8975515：高速回転（$ \ gamma $ Dor-$ \ delta $
Sct）ハイブリッドスター、長距離軌道でロスビーモードと低速の$ \ delta $ Sctコンパニオン
| Title |
KIC~8975515:_a_fast-rotating_($\gamma$_Dor_-_$\delta$_Sct)_hybrid_star_with_Rossby_modes_and_a_slower_$\delta$_Sct_companion_in_a_long-period_orbit |
| Authors |
A._Samadi-Ghadim,_P._Lampens,_D._M._Jassur,_P._Jofr\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08048 |
{KIC〜8975515は\emph{Kepler}であり、ハイブリッドパルセーションを備えた二重線分光バイナリシステムです。2つのコンポーネントは類似した大気特性（T$_{\rmeff}$$\sim$7400〜K）を持ち、そのうちの1つは高速回転子です（$v\sini=162$対32km/s）。私たちの目的は、脈動の周波数を特定し、フーリエスペクトルに規則的な間隔パターンがある場合はそれを検索し、2値性のコンテキストでそれらの起源を議論するために、\emph{ケプラー}光曲線を詳細に調査することですそして速い回転。この論文では、フーリエスペクトルの低周波数、中周波数、高周波数領域での注意深い分析に基づいて、星の脈動の特性を研究します。これは、スペクトルで検出されたすべての重要な周波数の連続的なプレホワイトニングを使用して繰り返し周波数検索分析を実行することによって行われます。さらに、$g$モード間の定期的な間隔と、$g$モードと$p$モード間の周波数分割を検索しました。低周波領域では、一連の順行性$g$モードと4つの一連の逆行性$r$モードを含む5つの定期的な周期間隔パターンが検出されました。$r$モードは、高速回転する星$f_{\rmrot}$=1.647d$^{-1}$の回転周波数の高調波に関して適切に分散されています。支配的な$g$モードは$f_{2}$=2.37d$^{-1}$です。$f_{1}$=13.97d$^{-1}$での最強のpモードは一重項を形成します。高周波領域では、平均周波数間隔が0.42d$^{-1}$および1.65d$^{-1}$である定期的に分割された$p$モードの2つの多重項を識別しました。一連のレトログラード$r$およびプログレード$g$モードと、ツインシステムKIC〜8975515の両方のコンポーネントの恒星の回転に関連する周波数間隔を持つ$p$モードの2つの多重項を検出しました。高速回転コンポーネントを$r$モードのハイブリッドパルセーターとして識別し、低速回転コンポーネントを$\delta$Sctパルセーターとして識別しました。
「ボン」に最適化されたステラトラック（BoOST）。天体物理学アプリケーションへの入力としての大規模および非常に大規模な星のシミュレートされた集団
| Title |
'Bonn'_Optimized_Stellar_Tracks_(BoOST)._Simulated_Populations_of_Massive_and_Very_Massive_Stars_as_Input_for_Astrophysical_Applications |
| Authors |
Dorottya_Sz\'ecsi,_Richard_W\"unsch,_Poojan_Agrawal,_Norbert_Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08203 |
巨大な星や非常に重い星は、強い恒星風を放出し、エネルギー現象で爆発することにより、恒星の個体群で重要な役割を果たすことができます。したがって、それらの行動が合成モデル集団で適切に説明されることが非常に重要です。ここでは、9〜500Msunの太陽と金属から太陽が1/250太陽までの範囲の星の、細かく分解された補間されたシーケンスと合成母集団とともに、恒星進化モデルシーケンスの9つのグリッドを示します。恒星モデルは「ボン」の進化論的コードで計算されました（コア水素とコアヘリウム燃焼フェーズをカバーし、どちらも完全です）。出版のための後処理は、私たちのチームが開発した最適化された方法を使用して行われました。新しく開発されたルーチンのsynStarによって、モデルに対して補間と母集団合成も実行されました。8つのグリッドは、通常/古典的な進化を伴うゆっくり回転する大規模な星を表し、1つのグリッドは、化学的に均一に進化する高速回転モデルを表します。質量、半径、表面温度、光度、質量損失率などの一般的な恒星パラメータとは別に、推定される風速や風の運動エネルギーなどの恒星風特性を示します。さらに、34の同位体の完全な化学収率と、コンパクトオブジェクトの残骸の質量の推定値を提供します。「ボン」最適化ステラトラック（BoOST）プロジェクトは、ステラモデル、補間されたトラック、および合成母集団を含む単純な表として公開されるため、さらなる科学的アプリケーションに理想的です。たとえば、BoOSTを使用して星形成の研究を行い、幅広い金属性の範囲をカバーすることができます。また、赤方偏移が大きい銀河のシミュレーションも可能です。さらに、重力波イベントレート予測は、BoOSTを使用して、低金属で非常に大規模な星を説明することにより改善できます。
高緯度太陽活動における準隔年振動の空間分布
| Title |
The_spatial_distribution_of_quasi-biennial_oscillations_in_the_high-latitude_solar_activity |
| Authors |
L._H._Deng,_Y._Fei,_H._Deng,_Y._Mei,_F._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08331 |
準隔年振動（QBO）は、低緯度（$\leq50^\circ$）での太陽磁気活動の基本モードと見なされます。ただし、高緯度（$\geq60^\circ$）での太陽QBOの進化的側面と半球分布はほとんど研究されていません。ここでは、シンクロスクイズドウェーブレット変換と呼ばれる比較的新しい時間周波数分析手法を適用して、1951年8月から1998年12月までの時間間隔で、北半球と南半球の極群の主成分を抽出します。（1）22年のヘイルサイクル、17年の長期活動サイクル、および11年のシュヴァーベサイクルを除いて、QBOは高緯度における太陽磁気活動の顕著なタイムスケールとして推定されています。（2）極群のQBOは2つの半球でコヒーレントですが、太陽のQBOの時間（位相）と空間（振幅）の変動は両方の半球で不均一に発生します。（3）11年周期モードの場合、北半球は南半球よりも3か月早く始まります。さらに、半球のQBOの空間的および時間的分布は、2つの半球の11年シュヴァベサイクルモードのそれとは異なります。私たちの調査結果は、高緯度における太陽QBOの空間分布の物理的起源に関する知識を向上させるのに役立ち、太陽磁気活動サイクルのさまざまなコンポーネントを特徴付けるために導入された太陽ダイナモモデルにより多くの制約を提供することもできます。
跳ねる宇宙論におけるベクトル摂動
| Title |
Vector_perturbations_in_bouncing_cosmology |
| Authors |
Nelson_Pinto-Neto,_J\'ulio_C._Fabris,_J\'unior_D._Toniato,_Gustavo._S._Vicente,_and_Sandro_D._P._Vitenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07655 |
バウンスモデルを取り巻く古い問題は、ベクトル摂動下での安定性に関係しています。完全な流体またはスカラーフィールドを考慮して、ベクトル摂動は$a^{-2}$として運動学的に進化します。ここで、$a$はスケールファクターです。したがって、バウンスの安定性に関する明確な答えは任意の定数に依存するため、明確な答えはありません。この論文では、原始物質の媒体が非理想的な流体であり、その剪断粘度が宇宙の進化に沿ったベクトル摂動を作成して動的に維持できるトルク振動を生成できる、より一般的な状況を検討します。このフレームワークでは、スカラーとテンソルの摂動で行われるように、バウンシングモデルのはるか昔の量子真空の変動に起因するベクトルの摂動に量子力学的起源があることを設定できます。この処方箋の下で、バウンスモデルの全歴史の中でそれらの進化を計算し、拡張フェーズの前に線形のままである条件を正確に推測できます。このような線形性の条件は、跳ねるモデルの自由パラメーターに制約を課すことが示されています。そのような条件は、ベクトル摂動も拡大相では観察的に関連しないことを課します。結論として、バウンドモデルは一般にベクトル摂動下で安定しています。それらはスカラーとテンソルの摂動の下でも安定しているため、バウンスモデルは一般に、収縮フェーズのはるか昔の量子真空摂動に由来する摂動の下で安定していると結論付けます。
単一のくりこみ可能で紫外線完全な重力の量子理論に向けて
基本的な量子場理論の場合、ユニタリ性、くりこみ可能性、相対論的不変性は必須の特性と見なされます。ユニタリティーは必然的に量子論の確率論的解釈に関連していますが、繰り込み可能性はその完全性を保証します。相対論的不変性は、時空の構造に由来する対称性です。これまでのところ、計量場に基づいて重力の基本的な局所量子場理論を公式化する摂動の試みは、これらの特性の少なくとも1つと矛盾しているようです。量子Ho\v{r}ava重力では、空間と時間の異方性スケーリングによって特徴付けられた重力の量子リフシッツフィールド理論、ユニタリ性とくりこみ可能性を保持できますが、高エネルギーではローレンツ不変性が犠牲になり、低エネルギー。Ho\v{r}ava重力の量子化における最近の進歩に特に焦点を当て、摂動量子重力へのさまざまなアプローチをレビューし、重力の単一のくりこみ可能で紫外線完全な量子理論としての理論的ステータスをサポートします。
ミスアライメントメカニズムにより、アキシオン様粒子（ALP）などの軽いスカラーボソンの効率的な、通常は非常に冷たい生成が可能になり、魅力的な暗黒物質候補になります。しかし、モノドロミーが存在する場合など、特定のケースでは、ALPの自己相互作用が十分に強く、振動の開始直後に均一なフィールドが断片化する場合があります。結果として生じる大きな不均一性は、重力波（GW）の生成につながる可能性があります。フラグメンテーションの非線形ダイナミクスと後続の乱流レジームを調査し、このプロセスから生成される確率論的なGWバックグラウンドを計算します。ポテンシャルの底にある小さな質量が原因で、時間発展が超相対論的ダイナミクスの拡張された中間相を特徴とする場合、GWバックグラウンドを強化できます。しかし、この強化は暗黒物質が十分に冷たいままであるという要件によって制限されています。場合によっては、結果のGWが将来のGW検出器の範囲内にあり、このタイプの暗黒物質の補足的なプローブが可能になります。
壊れた$ U（1）_ {\ rm B-L} $ゲージ対称性からのフェルミオン暗黒物質の縮退
| Title |
Degenerate_Fermion_Dark_Matter_from_a_Broken_$U(1)_{\rm_B-L}$_Gauge_Symmetry |
| Authors |
Gongjun_Choi,_Motoo_Suzuki,_Tsutomu._T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07863 |
$U（1）_{\rmBL}$ゲージ対称性を仮定することによる標準モデルの拡張は、小さなアクティブニュートリノの質量を説明するために必要な重い右手ニュートリノの存在をシーソー機構と熱レプトン発生。従来、$[U（1）_{\rmB-L}]^3$異常をキャンセルするために、3つの右手ニュートリノを導入しています。ただし、これらの目的で2つの重い右手ニュートリノを導入するだけで十分であるため、$U（1）_{\rmB-L}$ゲージ異常をキャンセルするために、1つの右手ニュートリノを新しいカイラルフェルミオンで置き換えることができます。次に、キラルフェルミオンの1つが自然に暗黒物質候補の役割を果たすことができます。このホワイトペーパーでは、このフレームワークが、いわゆる「コアカスプ問題」に対処できる暗黒物質候補を生成する方法を示します。$\Lambda$CDMパラダイムで発生する小規模な問題の1つとして、暗黒物質の性質の重要な手がかりを示唆している可能性があります。多くの解決策の1つは、矮小回転楕円銀河のサブkeVフェルミオン暗黒物質ハローが（準）縮退構成にあるという仮説です。縮退サブkeVフェルミオン暗黒物質候補がモデル内で非熱的に発生し、Lyman-$\alpha$森林観測と一致する方法を示します。これにより、小さなニュートリノ質量、バリオン非対称性、サブkeV暗黒物質が、壊れたB-Lゲージ対称性の結果になります。
赤方偏移空間歪みを伴う$ F（Q）$重力のテスト
| Title |
Testing_$F(Q)$_gravity_with_redshift_space_distortions |
| Authors |
Bruno_J._Barros,_Tiago_Barreiro,_Tomi_Koivisto,_Nelson_J._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07867 |
赤方偏移空間歪みデータを使用したベイズ統計分析を実行して、重力が非計量的である対称テレパラレル重力のモデルをテストします。宇宙論的背景は$\Lambda$CDMの進化を模倣していますが、摂動に違いが生じます。線状物質の変動は数値的に進化し、構造の成長率の研究はこの宇宙論的環境で分析されます。最適なパラメータは、プランクと大規模構造データ間の$\sigma_8$テンションがこのフレームワーク内で緩和できることを示しています。
SHiP実験におけるkaon崩壊からの重い中性レプトン
| Title |
Heavy_Neutral_Leptons_from_kaon_decays_in_the_SHiP_experiment |
| Authors |
Dmitry_Gorbunov,_Igor_Krasnov,_Yury_Kudenko,_Sergey_Suvorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07974 |
SHiP実験の枠組みで予想されるkaon崩壊から、仮想の重中性レプトン（HNLまたは無菌ニュートリノ）の信号レートを計算します。カオンは、CERNSPSからの400GeV陽子によってビームダンプモードで開始されたハドロンシャワーで生成されます。十分に軽いHNL（崩壊が運動学的に許可されている場合）の場合、以前のSHiPでのHNL現象学の研究で採用された$D$-中間子崩壊と比較して、kaon崩壊がHNLの著しく豊富なソースであることがわかります。特に、SHiPは、HNL質量の運動学的に許可された領域の中央部分を完全に探索し、アクティブなニュートリノと宇宙論的下限まで混合することができます。後者は、初期宇宙でのHNL崩壊に関連しており、エネルギー生成物が再散乱して、原始元素合成で生成された軽い原子核を破壊します。小さな混合でのHNLモデルの一貫性には、非標準の宇宙論またはHNLセクターの新しい成分のいずれかが必要であり、Kaonsよりも軽い無菌ニュートリノを備えた最小限のシーソーI型モデルの部屋を閉じます。
理想的な電磁流体力学のための多状態低散逸移流上流分割法
| Title |
A_Multistate_Low-dissipation_Advection_Upstream_Splitting_Method_for_Ideal_Magnetohydrodynamics |
| Authors |
Takashi_Minoshima,_Keiichi_Kitamura,_and_Takahiro_Miyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08012 |
1次元および多次元の衝撃に対してロバストであり、低マッハ数の流れと不連続性に対して正確である、理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションの新しい数値スキームを開発します。このスキームは、計算空気力学で使用される移流上流分割法のファミリーに属し、MHD方程式の非粘性流束を移流、圧力、および磁気張力の部分に分割し、次に、質量、圧力、および磁気張力流を個別に評価します計算セルのインターフェース。質量流束は、接触の不連続性を維持しながら、多次元における数値衝撃の不安定性を回避するように設計されています。圧力流束は、低マッハ数の流れに対して適切なスケーリングを備えており、ほぼ非圧縮性の流れの信頼できるシミュレーションを可能にします。磁気張力フラックスは、HLLD近似リーマンソルバーと一致するように構築されており、回転の不連続性を維持します。スキームの新しいパフォーマンスを検証するためのさまざまなベンチマークテストを示します。私たちの結果は、このスキームは、マッハ数の低いフローと高いフローの両方、および磁場の不均一性を含む天体物理学システムに取り組むための有望なツールでなければならないことを示しています。
$ ^ {169} $ Tmを含む極低温検出器で得られる太陽軸索の共鳴吸収の新しい制限
| Title |
New_limits_on_the_resonant_absorption_of_solar_axions_obtained_with_a_$^{169}$Tm-containing_cryogenic_detector |
| Authors |
A._H._Abdelhameed,_S._V._Bakhlanov,_P._Bauer,_A._Bento,_E._Bertoldo,_L._Canonica,_A._V._Derbin,_I._S._Drachnev,_N._Ferreiro_Iachellini,_D._Fuchs,_D._Hauff,_M._Laubenstein,_D._A._Lis,_I._S._Lomskaya,_M._Mancuso,_V._N._Muratova,_S._Nagorny,_S._Nisi,_F._Petricca,_F._Proebst,_J._Rothe,_V._V._Ryabchenkov,_S._E._Sarkisov,_D._A._Semenov,_K._A._Subbotin,_M_.V._Trushin,_E._V._Unzhakov,_E._V._Zharikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08121 |
$^{169}$Tm原子核による太陽軸索の共鳴吸収の検索が行われました。Tm$_3$Al$_5$O$_{12}$結晶に基づく低バックグラウンド低温ボロメーターを含む新しく開発されたアプローチが使用され、以前の$^{169}$Tmベースの実験と比較して感度が大幅に向上しました。$8.18$gクリスタルを使用して$6.6$日間暴露した測定では、アキシオンカップリングに次の制限が生じました：$|g_{A\gamma}（g_{AN}^0+g_{AN}^3）\leq1.44\times10^{-14}$GeV$^{-1}$および$|g_{Ae}（g_{AN}^0+g_{AN}^3）\leq2.81\times10^{-16}$。
Neutron Star-Black Hole合併における先駆けの崩壊
大きなブラックホールと小さな中性子星の間の合併におけるイベントホライズンの特性を調査します。星が十分にコンパクトである場合、その静止フレームでは、恒星がブラックホールと合流する前に、星の内部で地平線が成長し始めます。これは、恒星が崩壊する際の事象の地平線の成長と類似しています。大きなブラックホールに落ちる前に、中性子星自体がブラックホールになり始めていると言えるでしょう。この現象は、直接観察できない場合でも、どのようにして不変に特徴付けできるかについて説明します。極端な質量比の制限でマージイベント期間を明示的に作成することにより、それを定量的に示します。効果が現実的な中性子星モデルとコンパクトさの許容値に存在することを示します。
異方導電性により軸対称ダイナモ動作が可能
ダイナモ理論のマイルストーンは、カウリングの定理です。カウリングの定理は、軸対称速度場がダイナモ作用によって軸対称磁場を生成することが不可能であることを現代の形で知られています。異方性導電率を使用して、固体対称性の回転と同じくらい単純な運動で、軸対称のダイナモが実際に可能であることを示します。その上、不安定性分析は完全に分析的に実施でき、ダイナモ理論の唯一の例であるダイナモしきい値の明示的な表現につながります。
複数の再接続におけるファイアホースの不安定性の現場での証拠
| Title |
In_situ_evidence_of_firehose_instability_in_multiple_reconnection |
| Authors |
Alexandra_Alexandrova,_Alessandro_Retin\`o,_Andrey_Divin,_Lorenzo_Matteini,_Olivier_Le_Contel,_Hugo_Breuillard,_Filomena_Catapano,_Giulia_Cozzani,_Ivan_Zaitsev,_and_Jan_Deca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08280 |
現在のシートを再接続することによるエネルギー変換は、宇宙プラズマや宇宙物理プラズマで一般的です。多くの場合、現在のシートは複数の再接続サイトで破壊され、サイト間のプラズモイド構造の形成につながり、エネルギー変換に影響を与える可能性があります。地球の磁気圏尾部における複数の再結合における消防ホースの不安定性の現場証拠を提示します。磁場に平行な方向に加速された観測された陽子ビームとウィスラータイプのイオンスケールの変動は、2つのアクティブな再接続サイト間のファイアホースの不安定性の発生を意味します。測定されたプラズマパラメータに対して推定された線形波分散関係は、消防ホースに関連する電磁変動の正の成長率を示します。2.5Dの暗黙のセル内パーティクルコードを使用して観測された複数のリコネクションの時間的進化のシミュレーションは、2つのリコネクションサイト間に形成されたプラズモイドが進化するにつれて、その端のプラズマが異方性になり、ファイアホースの限界安定性しきい値を克服し、磁場変動の生成に。観測とシミュレーションを組み合わせた結果は、再接続サイト間で動作する消防ホースの不安定性がプラズマの運動エネルギーを磁場変動のエネルギーに変換し、磁気エネルギーの再接続サイトで発生するプラズマエネルギーへの変換を打ち消すことを示唆しています。これは、複数の再接続での磁気エネルギー変換が、単一サイトの再接続の場合よりも効率が低い可能性があることを示唆しています。
小楕円率源からの連続重力波の最初の全天探索の結果
| Title |
Results_from_the_first_all-sky_search_for_continuous_gravitational_waves_from_small-ellipticity_sources |
| Authors |
Vladimir_Dergachev_and_Maria_Alessandra_Papa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08334 |
1e-8の楕円率を持つ中性子星をターゲットとする500〜1700Hzの範囲の周波数を持つ連続重力波信号の全天探索の結果を示します。検索は、Falcon分析パイプラインを使用してLIGOO2データセットで行われます。ここに示す結果は、LIGOO2データの結果よりも感度が2倍になります。この検索では、170pcまでの楕円率の低い光源を検出できます。最悪の場合の信号パラメーターを保持する厳密な上限を設定します。検索で明らかになった外れ値をリストします。これには、既知の機器の原因と関連付けることができないものも含まれます。
展望を変える：原始ブラックホールを生成するための新しいメカニズム
| Title |
Turning_in_the_landscape:_a_new_mechanism_for_generating_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_John_W._Ronayne_and_Lukas_T._Witkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08369 |
マルチフィールドインフレの期間中に原始ブラックホールを生成するための新しいモデルに依存しないメカニズムを提案します。CMBスケールでの値と比較した原始変動の必要な強化は、フィールド空間の軌道が強力な非測地線運動（つまり、強い曲げ）の限られた期間を示す場合に自然に発生します。複数の力学的フィールドを持つそのような軌道は、インフレーションの紫外線完了の検索によって動機付けられます。提示されたメカニズムには、十分に滑らかなターンのために分析的に理解できる多くの特定の機能があります。原始ブラックホールマススペクトルの暫定的な結果を導出することにより、ターンを表すパラメーターが、結果として得られる原始ブラックホール個体群の特性にどのように影響するかを調べます。
